La masa lo decide todo
Una estrella es una bola de gas que se mantiene unida por su propia gravedad y que la presión de su interior caliente impide que se colapse. Su calor procede de la fusión nuclear en el núcleo. La masa de una estrella al formarse, junto con un pequeño efecto de su composición, fija lo caliente que se pone su núcleo, cuánto brilla, cuánto vive y cómo muere.
El diagrama de Hertzsprung-Russell
Hacia 1910 Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell representaron las estrellas según su brillo frente a su color. En la versión actual la luminosidad va en el eje vertical, en escala logarítmica con el Sol en 1, y la temperatura superficial en el horizontal, con las más calientes a la izquierda. La luminosidad, el radio y la temperatura de una estrella están ligados por
L = 4πR²σT⁴, o L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5.772 K)⁴
así que las estrellas de arriba a la derecha son frías pero brillantes, lo que significa que son enormes (gigantes y supergigantes), y las de abajo a la izquierda son calientes pero débiles, lo que significa que son diminutas (enanas blancas). Alrededor del 90 % de las estrellas están en una banda diagonal, la secuencia principal.
La secuencia principal
Una estrella de la secuencia principal fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. Es la etapa más larga de su vida, y el lugar que ocupa en la banda depende de su masa: las estrellas masivas son calientes, azules y brillantes; las pequeñas, frías, rojas y débiles. La luminosidad crece mucho con la masa, aproximadamente L ≈ M^3,5 para estrellas como el Sol y más pesadas. El combustible de una estrella es proporcional a su masa, así que su vida va aproximadamente como
t ≈ 10¹⁰ años × M ÷ L
con M y L en unidades solares: las estrellas pesadas tienen más combustible, pero lo queman mucho más deprisa.
Estrellas como el Sol
- Subgigante y gigante roja: cuando el núcleo se queda sin hidrógeno, la fusión pasa a una capa a su alrededor. El núcleo se contrae y se calienta, y las capas externas se hinchan y se enfrían. La estrella sube por la rama de las gigantes rojas y llega a cien o más veces el radio del Sol y a unos miles de veces su luminosidad.
- Combustión de helio: hacia los 100 millones de K el núcleo empieza a fusionar helio en carbono y oxígeno, de golpe en estrellas de menos de unas 2 masas solares (el destello del helio). La estrella se encoge hasta ser una gigante más pequeña y estable durante unos cien millones de años.
- Rama asintótica de las gigantes: cuando se agota el helio del núcleo, el helio y el hidrógeno arden en dos capas. La estrella se hincha aún más y pierde masa en vientos fuertes.
- Nebulosa planetaria: las capas externas se alejan como una envoltura luminosa, iluminada por el núcleo caliente al descubierto, durante unas decenas de miles de años.
- Enana blanca: el núcleo, del tamaño aproximado de la Tierra y ya sin fusión, se enfría poco a poco durante miles de millones de años. Ninguna enana blanca puede pesar más que el límite de Chandrasekhar, unas 1,4 masas solares.
Estrellas masivas
Las estrellas de más de unas 8 masas solares siguen fusionando elementos más pesados, carbono, neón, oxígeno y silicio, en capas como una cebolla, como supergigantes rojas o azules. Cada etapa es más corta que la anterior: el silicio arde en un día aproximadamente. La fusión se detiene en el hierro, que no da energía al fusionarse. El núcleo de hierro se colapsa en menos de un segundo en una estrella de neutrones de unos 20 km de diámetro, y el rebote y la avalancha de neutrinos hacen estallar el resto de la estrella en una supernova de colapso del núcleo, durante un tiempo tan brillante como mil millones de soles. Por encima de unas 20 a 25 masas solares el núcleo puede colapsar aún más hasta formar un agujero negro. Las estrellas más masivas pierden antes sus capas externas en vientos y se convierten en calientes estrellas de Wolf-Rayet.
Estrellas pequeñas
Las enanas rojas de menos de unas 0,35 masas solares son convectivas por completo, así que mezclan hidrógeno fresco en el núcleo y queman casi todo. Viven billones de años. Ninguna ha tenido tiempo de dejar la secuencia principal en los 13.800 millones de años transcurridos desde el Big Bang; los modelos predicen que se calentarán hasta ser «enanas azules» y se apagarán como enanas blancas de helio.
Un ejemplo resuelto
- Una estrella de 10 masas solares: L ≈ 10^3,5 ≈ 3.200 L☉, así que t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3.200 ≈ 3 × 10⁷ años. Los modelos estelares completos dan unos 2 × 10⁷: la regla aproximada acierta el orden de magnitud.
- Una gigante roja: una estrella con L = 2.500 L☉ y T = 4.200 K tiene R = √2.500 ÷ (4.200 ÷ 5.772)² = 50 ÷ 0,53 ≈ 94 R☉, cerca del tamaño de la órbita terrestre, que mide 215 R☉.
- Una enana blanca: el Sol dejará una enana blanca de unas 0,109 × 1 + 0,394 ≈ 0,5 masas solares, alrededor del 1,4 % de su radio actual, una vez y media el tamaño de la Tierra aproximadamente.
- La regla falla con las enanas rojas: para 0,1 masas solares, L ≈ 0,0012 L☉ y la regla da unos 9 × 10¹¹ años; los modelos dan varios billones, porque la regla supone que solo se quema el hidrógeno del núcleo.
Cómo usar la simulación
En el Simulador de evolución estelar y diagrama de Hertzsprung-Russell puedes probar lo siguiente:
- Sigue al Sol: sube por la rama de las gigantes rojas, baja a la combustión de helio, sube por la rama asintótica de las gigantes, cruza hasta la nebulosa planetaria y baja hasta la enana blanca.
- Compara el tiempo en la secuencia principal para 0,5, 1, 2 y 10 masas solares.
- Elige 15 masas solares: una supergigante roja, una supernova y una estrella de neutrones. Luego 40: una estrella de Wolf-Rayet y un agujero negro.
- Elige 0,1: los resultados indican que todas las estrellas tan pequeñas siguen en la secuencia principal.
- Mira cómo la enana blanca se enfría y se apaga bajando por el diagrama, y lee su edad.
Qué supone el modelo
- Estrellas aisladas con la composición del Sol, sin rotación y sin compañera.
- Trayectorias simplificadas: cada etapa es un tramo recto en el diagrama entre puntos basados en modelos publicados; las trayectorias reales serpentean, forman bucles y retroceden.
- Las vidas en la secuencia principal salen de una tabla basada en modelos estelares; la luminosidad en la secuencia principal sigue una ley masa-luminosidad por tramos.
- Las masas de las enanas blancas siguen un ajuste empírico, 0,109M + 0,394 masas solares, y se enfrían según la ley sencilla de Mestel.
- Límites fijos: por debajo de 0,5 masas solares, una enana blanca de helio; hasta 8, una enana blanca; hasta 25, una estrella de neutrones; por encima de 25, un agujero negro.
- Las estrellas de neutrones y los agujeros negros no se sitúan en el diagrama: son demasiado pequeños y, al principio, demasiado calientes para caber.
Casos límite
- 0,1 masas solares: la estrella sobrevive cientos de veces la edad actual del universo; sus etapas posteriores son predicciones que nadie ha observado.
- Cerca de 8 masas solares: las estrellas pueden acabar como enanas blancas pesadas de oxígeno y neón o en una supernova más débil por captura electrónica; la simulación cambia en una línea nítida.
- Alrededor de 20 a 25 masas solares: no se sabe con certeza si el núcleo forma una estrella de neutrones o un agujero negro, y algunas estrellas podrían colapsar con poca o ninguna explosión.
- 40 masas solares: la masa del agujero negro depende de cuánto perdió la estrella en vientos, estimada aquí como una cuarta parte de su masa inicial.
- Etapa de supernova: la estrella no se muestra; durante unas semanas es tan brillante como mil millones de soles.
Dónde deja de valer el modelo
- Estrellas binarias. Alrededor de la mitad de las estrellas parecidas al Sol, y la mayoría de las masivas, tienen compañeras. La transferencia de masa despoja a unas estrellas y alimenta a otras, y una enana blanca que gana masa de una compañera puede estallar como supernova de tipo Ia, un destino que el modelo de una sola estrella no puede mostrar.
- Pérdida de masa y rotación. Cuánta masa pierden las estrellas en vientos, y lo rápido que giran, es incierto y cambia mucho las trayectorias y el destino de las estrellas masivas.
- Composición. Las estrellas pobres en elementos pesados, como las del universo primitivo, son más calientes, pierden menos masa y dejan agujeros negros más grandes.
- Trayectorias reales. El destello del helio, los bucles azules de las estrellas de masa intermedia y los pulsos térmicos de la rama asintótica de las gigantes están suavizados aquí.
- Estrellas muy masivas. Las estrellas de unas 130 a 250 masas solares, si conservan la mayor parte de su masa, pueden quedar destruidas por completo en supernovas por inestabilidad de pares, sin dejar nada.
- El enfriamiento de las enanas blancas se ralentiza aún más cuando el interior cristaliza; la ley de Mestel no lo tiene en cuenta.
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